Зорка

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
Перайсьці да навігацыі Перайсьці да пошуку

Зо́рка (па-старабеларуску: гвезда, зора[1]) — нябеснае цела, па сваёй прыродзе падобнае да Сонцам, з прычыны велізарнай аддаленасьці бачнае зь Зямлі як сьвятлівая кропка на начным небе. Зоркі ўяўляюць сабой масіўныя самасьвятлівыя газавыя (плязьменныя) шары, якія ўтвараюцца з газапылавога асяродзьдзя (галоўным чынам, з вадароду і геля) ў выніку гравітацыйнага сьціску. Тэмпэратура рэчыва ў нетрах зорак вымяраецца мільёнамі Кельвінаў, а на іх паверхні — тысячамі Кельвінаў. Энэргія пераважнай большасьці зорак вылучаецца ў выніку тэрмаядзерных рэакцыяў ператварэньня вадароду ў гель або геля ў вуглярод, якія адбываюцца пры высокіх тэмпэратурах ва ўнутраных абласьцях, у асобных, рэдка сустракаемых зорак, падчас іншых працэсаў. Зоркі часта завуць галоўнымі целамі Сусьвету, паколькі ў іх складзеная асноўная маса сьвятлівага рэчыва ў прыродзе.

Фізычныя характарыстыкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Масы пераважнай большасьці зорак ляжаць у межах ад 0,1 да 50—100 мас Сонца. Тэмпэратура ў нетрах зорак дасягае 10—12 млн К.

Адзінкі вымярэньня[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Большасьць зорных характарыстык як правіла выяўляецца ў СІ, але таксама выкарыстоўваецца і СГС (напрыклад, сьвяцільнасьць выяўляецца ў эргах за сэкунду). Маса, сьвяцільнасьць і радыюс звычайна даюцца ў суадносінах з нашым Сонцам:

сонечная маса:  кг
сонечная сьвяцільнасьць:  Вт
сонечны радыюс: м

Вялікія адлегласьці, такія як радыюс гіганцкіх зорак або вялікая паўвось падвойных зорных сыстэм часта выяўляюцца з выкарыстаньнем астранамічнай адзінкі (а. а.) — сярэдняя адлегласьць паміж Зямлёй і Сонцам (150 млн км).

Будова зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Узьнікненьне й эвалюцыя зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Асноўны артыкул: Зорная эвалюцыя

Зорка пачынае сваё жыцьцё як халоднае разрэджанае воблака міжзоркавага газу, якое сьціскаецца пад дзеяньнем уласнага прыцягненьня. Пры сьціску энэргія гравітацыі пераходзіць у цеплыню, і тэмпэратура газавай глобулы ўзрастае. Калі тэмпэратура ў ядры дасягае некалькіх мільёнаў Кельвінаў, пачынаюцца тэрмаядзерныя рэакцыі і сьціск спыняецца. У такім стане зорка знаходзіцца большую частку свайго жыцьця, знаходзячыся на галоўнай пасьлядоўнасьці дыяграмы Гэрцшпрунга — Расэла, пакуль ня скончацца запасы «паліва» ў яе ядры. Калі ў цэнтры зоркі ўвесь вадарод ператворыцца ў гель, тэрмаядзернае гарэньне вадароду працягваецца на пэрыфэрыі гелевага ядра.

У гэты пэрыяд структура зоркі пачынае прыкметна зьмяняцца. Яе сьвяцільнасьць расьце, вонкавыя пласты пашыраюцца, а тэмпэратура паверхні зьніжаецца — зорка становіцца чырвоным гігантам. На галіне гігантаў зорка праводзіць значна менш часу, чым на галоўнай пасьлядоўнасьці. Калі маса яе ізатэрмічнага гелевага ядра становіцца значнай, яно не вытрымоўвае ўласнай вагі і пачынае сьціскацца; нарастаючая пры гэтым тэмпэратура стымулюе тэрмаядзернае ператварэньне гелю ў цяжэйшыя элемэнты.

Белыя карлікі й нэўтронныя зоркі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Неўзабаве пасьля гелевага выбліску «загараюцца» вуглярод і кісларод; кожная з гэтых падзеяў выклікае моцную перабудову зоркі й яе хуткае перасоўваньне па дыяграме Гэрцшпрунга — Расэла. Памер атмасфэры зоркі павялічваецца яшчэ больш, і яна пачынае інтэнсіўна губляць газ у выглядзе струменяў зорнага ветра, якія вылятаюць зь цела. Лёс цэнтральнай часткі зоркі цалкам залежыць ад яе зыходнай масы: ядро зоркі можа скончыць сваю эвалюцыю як белы карлік (маламасіўныя зоркі); у выпадку, калі яе маса на позьніх стадыях эвалюцыі перавышае мяжу Чандрасэкара — як нэўтронная зорка (пульсар), калі жа маса перавышае мяжу Апэнгаймэра — Волкава — як чорная дзірка. У двух апошніх выпадках завяршэньне эвалюцыі зорак суправаджаецца катастрафічнымі падзеямі — выбліскам звышновых.

Пераважная большасьць зорак, і Сонца ў тым ліку, сканчаюць эвалюцыю, сьціскаючыся да той пары, пакуль ціск выраджаных электронаў не ўраўнаважыць сілы прыцягненьня. У гэтым стане, калі памер зоркі памяншаецца ў сотню разоў, а шчыльнасьць становіцца ў мільён разоў вышэй шчыльнасьці воды, зорку завуць белым карлікам. Яна пазбаўленая крыніц энэргіі і, паступова астываючы, становіцца цёмнай і нябачнай.

У зорак больш масіўных, чым Сонца, ціск выраджаных электронаў ня можа стрымаць сьціск ядра, і яно працягваецца датуль, пакуль большасьць часьцінак не ператворыцца ў нэўтроны, спакаваныя так шчыльна, што памер зоркі вымяраецца кілямэтрамі, а шчыльнасьць у 100 млн раз перавышае шчыльнасьць вады. Такі аб’ект завуць нэўтроннай зоркай; яго раўнавага падтрымліваецца ціскам выраджанага нэўтроннага рэчыва.

Чорныя дзіркі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

У зорак больш масіўных, чым папярэднікі нэўтронных зорак, ядры пад уплывам гравітацыі каляпсуюць. Па меры сьціску такога аб’екта сіла цяжару на яго паверхні ўзрастае настолькі, што ніякія часьціцы, і нават сьвятло, ня могуць яе пакінуць — аб’ект становіцца нябачным. У яго навакольля істотна зьмяняюцца ўласьцівасьці прасторы-часу; іх можа апісаць толькі агульная тэорыя адноснасьці. Такія аб’екты завуць чорнымі дзіркамі.

Схема эвалюцыі адзінкавых зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

малыя масы 0.08Msun<M*<0.5Msun

умераныя масы
0.5Msun<M*<8Msun

масіўныя зоркі
8Msun<M*<60-100Msun

0.5Msun<M*<3Msun 3Msun<M*<8Msun 8Msun<M*<10Msun M*>10Msun

гарэньне вадароду ў ядры

геліявыя белыя карлікі

выраджанае гелевае ядро

нявыраджанае гелевае ядро

  гелевы выбліск  

спакойнае гарэньне гелія ў ядры

CO белы карлік

выраджанае CO ядро нявыраджанае CO ядро
 

вугляродная дэтанацыя

гарэньне вугляроду ў ядры; CO → Fe

гарэньне вугляроду ў ядры; C → O, Ne, Si, Fe, Ni…

O, Ne, Mg… белы карлік або нэўтронная зорка

чорная дзірка

Схема эвалюцыі адзінкавых зорак. Паводле В. А. Батурына і І. В. Міронавай

Працягласьць эвалюцыі зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Распаўсюджанасьць[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Найбліжэйшай да Зямлі зоркай зьяўляецца (ня лічачы Сонцы) Проксыма Цэнтаўра. Яна разьмешчаная у 4,2 сьветлавых гадоў ад нашай Сонечнай сыстэмы (4,2 сьветлавых гадоў = 39 трыльёнаў км = 3,9 × 1013 км). Глядзіце таксама сьпіс найблізкіх зорак.

Клясыфікацыя зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Зоркі клясыфікуюць паводле сьвяцільнасьці, масы, тэмпэратуры паверхні, хімічнага складу, асаблівасьцяў спэктру (спэктральнай клясы).

Абазначэньні зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

У нашай Галяктыцы больш як 100 млрд зорак. На фатаграфіях неба, атрыманых буйнымі тэлескопамі, відаць такое мноства зорак, што бессэнсоўна нават спрабаваць даць ім усім імёны або хоць бы зьлічыць іх. Каля 0,01% усіх зорак Галяктыкі занесена ў каталёгі. Такім чынам, пераважная большасьць зорак, назіраных у буйныя тэлескопы, пакуль не пазначана й нават ня зьлічана.

Самыя яркія зоркі ў кожнага народа атрымалі свае імёны. Шматлікія зь іх цяпер ўжываюцца, напрыклад, Альдэбаран, Алголь, Дэнэб, Рыгель і інш., маюць арабскае паходжаньне; культура арабаў паслужыла мастом праз інтэлектуальную прорву, якая адлучае падзеньне Рыму ад эпохі Адраджэньні.

У выдатна ілюстраванай «Уранамэтріі» (Uranometria, 1603) нямецкага астранома Ё. Баера (1572—1625), дзе намаляваныя сузор’і й зьвязаныя зь іх назвамі легендарныя постаці, зоркі былі ўпершыню пазначаныя літарамі грэцкага альфабэту прыблізна ў парадку зьмяншэньня іх бляску: α — найярчэйшая зорка сузор’я, β — другая па бляску, і г. д. Калі не хапала літар грэцкага альфабэту, Байэр выкарыстаў лацінскі. Поўнае пазначэньне зоркі складалася з згаданай літары й лацінскай назвы сузор’я. Напрыклад, Сырыюс — найярчэйшая зорка ў сузор’і Вялікага Пса (Canis Major), таму яго пазначаюць як α Canis Majoris, або скарочана α CMa; Алголь — другая паводле яркасьці зорка ў сузор’і Пэрсэя — пазначаецца як β Persei, або β Per.

Джон Флэмстыд (1646—1719) — першы Каралеўскі астраном Ангельшчыны — увёў сыстэму пазначэньня зорак, ня зьвязаную зь іх бляскам. У кожным сузор’і ён пазначыў зоркі нумарамі ў парадку павелічэньня іх простага ўзьняцьця, гэта значыць у тым парадку, у якім яны перасякаюць мэрыдыян. Так, Арктур, ён жа α Валапаса (α Boötes), пазначаны як 16 Boötes.

Некаторыя нязвычайныя зоркі часам завуць імёнамі астраномаў, упершыню апісаўшых іх унікальныя ўласьцівасьці. Напрыклад, зорка Барнарда названая ў гонар амэрыканскага астранома Э. Барнарда (1857—1923), а зорка Каптэйна — у гонар нiдэрляндзкага астранома Я. Каптэйна (1851—1922). На сучасных картах зорнага неба звычайна нанесеныя старажытныя ўласныя імёны яркіх зорак і грэцкія літары ў сыстэме пазначэньняў Баера (яго лацінскія літары выкарыстоўваюць рэдка); астатнія зоркі пазначаюць паводле абазначэньняў Флэмстыда. Але не заўсёды на картах хапае месца для гэтых пазначэньняў, таму пазначэньні астатніх зорак трэба шукаць у зорных каталёгах.

Для зьменных зорак выкарыстоўваецца свой спосаб пазначэньня. Такія зоркі пазначаюць у парадку іх выяўленьня ў кожным сузор’і. Першую пазначаюць літарай R, другую — S, затым T і г. д. Пасьля Z ідуць пазначэньні RR, RS, RT і г. д. Пасьля ZZ ідуць AA і г. д. (літару J не выкарыстаюць, каб не было блытаніны з I). Калі ўсе гэтыя камбінацыі сканчаюцца (усяго іх 334), то працягваюць нумарацыю лічбамі зь літарай V (ад анг. variable — «зьменны»), пачынальна з V335. Напрыклад: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Рэакцыі ядзернага сынтэзу ў нетрах зорак[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Тэрмаядзерныя рэакцыі сынтэзу элемэнтаў — асноўная крыніца энэргіі большасьці зорак.

Глядзіце таксама[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Крыніцы[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

  1. ^ Алена Ціхановіч. Зорка. Радыё «Свабода»Праверана 12 жніўня 2013 г.

Вонкавыя спасылкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Commons-logo.svg Зоркасховішча мультымэдыйных матэрыялаў